Тёмная материя получила своё название не потому, что астрономы увидели какое-то чёрное вещество. Наоборот: её не удаётся наблюдать по собственному свету, а существование выводят из гравитационного действия. Звёзды в галактиках движутся быстрее, скопления удерживают больше вещества, а свет далёких объектов искривляется сильнее, чем должна обеспечивать одна видимая материя.
Ни один из этих аргументов по отдельности не является идеальным доказательством конкретной частицы. Сила картины в том, что разные независимые наблюдения требуют дополнительной гравитирующей компоненты.
Проблема вращения галактик
Если большая часть массы спиральной галактики была бы сосредоточена в видимых звёздах, скорость объектов на больших расстояниях от центра должна заметно падать. Реальные кривые вращения часто остаются почти плоскими: газ и звёзды на окраинах движутся быстрее, чем ожидается по видимой массе.
Это естественно объясняется протяжённым гало невидимой массы вокруг галактики. Сам термин «тёмная материя» старше современных кривых вращения: ещё Фриц Цвикки в 1930-х заметил, что галактики в скоплении Кома движутся слишком быстро для оценённой светящейся массы.
Гравитационное линзирование позволяет «взвешивать» невидимое
Общая теория относительности связывает массу с искривлением пространства-времени, поэтому массивное скопление отклоняет свет фоновых галактик. По степени искажения можно восстановить распределение общей массы, не полагаясь на её свечение.
В таких картах масса значительно превосходит вклад звёзд и горячего газа. Особенно нагляден Bullet Cluster: после столкновения скоплений горячая обычная плазма затормозилась, а основные пики гравитационной массы остались ближе к галактикам. Это трудно объяснить, если вся недостающая масса — просто невидимый обычный газ.
Космология тоже требует тёмной материи
Реликтовое микроволновое излучение хранит картину плотностных неоднородностей ранней Вселенной. Их статистика и последующий рост галактик хорошо согласуются с моделью, в которой значительная часть материи не взаимодействует со светом и уже рано создаёт гравитационный каркас для обычного вещества.
По современным космологическим оценкам обычная барионная материя составляет лишь небольшую часть общего энергетического бюджета Вселенной; тёмной материи примерно в пять раз больше, чем обычной материи. Ещё большую долю приписывают тёмной энергии — это отдельная проблема, связанная с ускоренным расширением.
Что это может быть
Стандартная модель частиц не содержит очевидного кандидата с нужными свойствами. Поэтому экспериментаторы ищут слабовзаимодействующие массивные частицы, аксионы и другие гипотетические объекты. Параллельно астрофизики проверяют возможность компактных тел и ограничения на первичные чёрные дыры.
Есть и альтернативный путь: возможно, на больших масштабах нужно изменить закон гравитации. Модифицированные теории способны объяснить некоторые закономерности галактик, но им трудно одновременно воспроизвести весь набор космологических данных, линзирование и динамику сталкивающихся скоплений без дополнительной невидимой компоненты.
Тёмная материя не может состоять в основном из обычных тусклых звёзд, планет или холодного газа. Космологический нуклеосинтез и реликтовое излучение независимо ограничивают количество барионов, а наблюдения микролинзирования исключают многие диапазоны масс компактных объектов как доминирующий компонент гало. Значит, большая часть недостающей массы должна быть небарионной или требовать ещё более необычного объяснения.
Прямой поиск строится на предположении, что частицы гало иногда взаимодействуют с атомными ядрами или электронами в сверхчистом детекторе. Такие установки размещают глубоко под землёй, чтобы подавить космические лучи, и тщательно контролируют радиоактивный фон. Пока убедительного повторяемого сигнала нет, а пределы чувствительности постепенно исключают простейшие варианты популярных моделей.
Аксионные эксперименты используют другой принцип — попытку преобразовать очень лёгкую частицу тёмной материи в фотон в сильном магнитном поле или заметить её влияние на резонатор. Параллельно ускорители ищут события с «пропавшим» поперечным импульсом, где невидимая частица могла унести энергию. Разные методы нужны потому, что мы пока не знаем даже порядок массы правильного кандидата.
На малых масштабах у стандартной холодной тёмной материи остаются дискуссионные вопросы: распределение плотности в центрах карликовых галактик, число спутников и разнообразие кривых вращения. Часть расхождений может объясняться сложной барионной физикой — вспышками звездообразования и выбросом газа, — а часть мотивирует модели самовзаимодействующей или «тёплой» тёмной материи. Именно карликовые галактики являются одной из лучших лабораторий для различения вариантов.
Искать тёмную материю можно даже по косвенным продуктам. Если гипотетические частицы аннигилируют или распадаются, они могут создавать гамма-лучи, нейтрино или антиматерию. Такие сигналы ищут в центрах галактик и карликовых спутниках, где ожидается высокая плотность тёмной материи, но астрофизический фон делает интерпретацию сложной. Пока ни один кандидат не выдержал уровень подтверждения, необходимый для открытия.
Поэтому статус тёмной материи необычен: её частица не найдена, но проблема недостающей гравитации подтверждается множеством методов. Главный вопрос сегодня не «есть ли странность в движении галактик», а что именно создаёт эту дополнительную гравитацию и почему новый компонент до сих пор уклоняется от прямого обнаружения.
